Дисперсия абсолютных величин

В среднем Вилсон находит описанным выше методом для звезд О параллакс 0".0013, причем им не обнаружено заметных различий в среднем параллаксе для звезд разной видимой величины. Получается, что известные нам звезды О образуют как бы своего рода кольцо вокруг Солнца, так что очень мало звезд О находится внутри или вне кольца. В соответствии с этим дисперсия абсолютных величин оказывается примерно равной дисперсии видимых величин, т. е. около 8т. Это больше, чем минимум дисперсии абсолютных величин в Магеллановом облаке. Частично ее можно отнести за счет вероятных систематических ошибок преувеличения малых собственных движений, однако реальность очень большой дисперсии абсолютных величин трудно отрицать.

Масса звезд О имеет большую дисперсию, так что если для этих звезд кривая масс-светимостей сохраняет силу, то эти данные, со своей стороны, подтверждают реальность обнаруженного явления. С другой стороны, последние работы определенно указывают на довольно значительную дисперсию абсолютных величин у звезд типа В. Автор пытался «разрушить» загадочное «кольцо» звезд О, т. е. обнаружить уменьшение параллакса у слабых звезд О, но, повидимому, современного материала все — таки недостаточно для успеха подобного предприятия.

Из материалов Вилсона следует, что ранние подклассы ярче поздних, они имеют абсолютные визуальные величины соответственно —Зт.4 и —3m. l. С другой стороны, звезды с яркими полосами или линиями слабее звезд с абсорбционными спектрами: —2т6 и—Зт. О соответственно. Последнее явление противоположно наблюдаемому у звезд В. Звезды В с яркими линиями в среднем скорее ярче, чем остальные звезды топ? же типа, но без ярких линий. Однако величина этого различия определена еще неуверенно. Пласкет в 1924 г. по несколько менее обйшрному материалу, чем Вилсон, получил: ранние подклассы ОА — 4т.2, поздние ОА—Зт.4.

В 1933 г. по большему материалу Дж. Пласкет и Пирс для 68 звезд типа О нашли из анализа их движений абсолютную величину —4т.05 и средний параллакс 0".00123. К сожалению, ими не производились подсчеты отдельно для различных подклассов звезд О, что на основании менее точного материала ранее было проведено Вилсоном.